Лабораторная работа №3.

Определение линейных размеров Солнца, протуберанцев,

пятен, корональных дыр, флоккул.

Цель работы: определить линейные размеры Солнца, протуберанцев,

пятен, корональных дыр, флоккул.

Краткая теория.

частиц сильно воздействуют на магнитосферу Земли

Угловой диаметр объекта – это угол между линиями, идущими от

наблюдателя к диаметрально противоположным точкам на его краях. В

астрономии он измеряется в минутах (′) и секундах (″). Под ним

подразумевается не плоский угол, а телесный (объединение всех лучей,

выходящих из точки). Угловой диаметр звезды равен 31′59″. При

определении размеров Солнца помогает сравнение с другими небесными

объектами. Интересно сравнение в перспективе. К примеру, диаметр Солнца

равен 109 диаметров Земли, 9,7 диаметров Юпитера. Гравитация на Солнце

превышает земную гравитацию в 28 раз. Человек здесь весил бы 2 тонны.

плотные конденсации относительно холодного (по сравнению с солнечной

короной) вещества, которые поднимаются и удерживаются над

поверхностью Солнца магнитным полем.

Протуберанец ‒ это образование из солнечной плазмы, имеющее

колоссальные размеры. Эти гигантские выбросы поднимаются над

поверхностью Солнца по силовым линиям его магнитного поля и

удерживаются там за счет него определенное время. Некоторые из них могут

«висеть» в околосолнечном пространстве порой до нескольких месяцев,

практические не меняя своей первоначальной формы.

других – различными металлами. Длительность существования их указывает

на то, что их вещество удерживается магнитными силами.

по краям диска Солнца. Возникающие на его фоне, они имеют более темный

температурой их плазмы. На фоне горячей короны протуберанец – это

плотное и холодное образование. Поднявшись с поверхности Солнца, он

частично сбрасывает своё вещество, а затем спускается и исчезает.

Некоторые из них присутствуют в короне месяцами, другие, двигаясь с

большой скоростью, не пропадают по несколько недель. Отдельные

Попадаются и такие выбросы, высота которых составляет 800 тысяч

километров. Неоднократно учеными были зафиксированы такие

рекордсмены, размер которых превышал 3 миллиона километров.

Извержение одного из таких громаднейших протуберанцев, который

взметнулся, выгнувшись подковой, наблюдалось с борта космического

корабля на протяжении 30 часов в августе 2010 года.

Протуберанцы отличаются волокнистой и клочковатой структурой

постоянно движущихся нитей и сгустков плазмы и многообразием форм,

классифицируемых либо по морфологическим, либо по динамическим

признакам.

развития. Кинетическая температура — 15000°.

• Активные — в них происходят довольно быстрые движения потоков

вещества от протуберанца к фотосфере, от одного протуберанца к

другому. Многие спокойные протуберанцы также переживают

активную стадию, длящуюся от десятков минут до нескольких суток,

заканчивающуюся либо полным исчезновением, либо превращением

его в эруптивный протуберанец. Кинетическая температура — 25000°.

• Эруптивные, или изверженные — по виду напоминают громадные

фонтаны, достигающие высот до 1,7 млн км над поверхностью Солнца.

Движения сгустков вещества в них происходят быстро; извергаются со

виде небольших облачков, сливающихся затем в одно облако, из

которого отдельными струями вниз к хромосфере спускаются потоки

светящегося вещества. Все явление длится несколько часов. Большие

протуберанцы и энергичные корональные выбросы достаточно редки,

они случаются значительно чаще вблизи максимума 11-летнего

солнечного цикла активности, когда наблюдается много пятен и

других активных явлений.

Следующая классификация протуберанцев, учитывающая характер движения

материи в них и форму протуберанцев, выработана в КрАО:

• I тип (встречается редко) имеет форму облака или струи дыма. Развитие

силовым линиям. Скорости движения сгустков — от нескольких десятков до

100 км/сек. На высотах в несколько сотен тысяч км струи и сгустки угасают.

•III тип имеет форму кустарника или дерева; достигает очень больших

размеров. Движения сгустков (до десятков км/сек) неупорядочены.

Солнечные пя

понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками

фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических

конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока

переноса тепловой энергии в этих областях.

поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля

«прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле

подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих

местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом

месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка,

называемая пора, размером несколько тысяч километров. В течение

нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных

значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они

сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период

наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может

Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное

пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна

разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля.

Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим»,

«головным» или «P-пятном» (от англ. preceding), восточное — «ведомым»,

«хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following).

ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла

достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон

Шпёрера».

Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному

экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно

экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп,

расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).

Средняя температура фотосферы Солнца около 6000 К (эффективная

температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная,

светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного

диска.

Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр

составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного

поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в

видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена

полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с

интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного.

фотосфера Солнца в области, где располагается пятно, расположена

примерно на 500—700 км глубже, чем верхняя граница окружающей

фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депрессии».

вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу

спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты.

Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность

возникновения северных сияний в низких географических широтах.

Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что

проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

полученных в рентгеновском диапазоне со спутников.

миллион километров.

плотности и температуры. Хуже другое. По словам ученого, корональные

дыры - это еще и мощные источники солнечного ветра. Как и корональные

выбросы-вспышки. И в том и в другом случаях светило "выстреливает"

солнечное вещество, которое устремляется в космос и попадает на Землю,

вызывая магнитные бури, влияющие на самочувствие людей.

Корональные дыры — не вполне удачное название, которым обозначаются

более темные области на поверхности Солнца, наблюдаемые на снимках,

поступающих с космических телескопов. Не вполне удачно оно просто

представить, что перед нами гигантский провал, ведущий куда-то вглубь

Солнца.

Вопрос, почему часть короны Солнца может вдруг перестать светить,

несмотря на кажущуюся трудность, имеет простой ответ. Надо лишь

вспомнить, что корона Солнца представляет собой ионизованный газ, а

главное свойство газа, как известно из курса физики, состоит в том, что он

всегда стремится расшириться и занять весь предоставляемый ему объем. В

случае Солнца этому препятствует магнитное поле. Линии солнечного поля,

как правило, представляют собой петли, которые обоими основаниями

упираются в поверхность Солнца и образуют собой ловушку,

зрения разнообразия размеров и форм. В целом, на форму корональной дыры

нет никаких физических ограничений. По своей «механике» она близка к

кляксе, способной принимать самые причудливые очертания. Нередко в этих

очертаниях удается разглядеть те или иные привычные объекты или

предметы. Такие сообщения очень любит пресса. В корональных дырах

можно разглядеть птиц, различные геометрические фигуры, лица людей,

морских обитателей и множество иных разнообразных форм.

Впрочем, помимо придания Солнцу забавного вида, корональные дыры

играют и вполне значимую физическую роль. В частности это вторая по

значимости после солнечных вспышек причина магнитных бурь, которые

периодически регистрируются не Земле. Впрочем, это, как и влияние

Как поясняют специалисты НАСА, корональные дыры могут занимать до

четверти поверхности Солнца и сохраняться в течение нескольких недель

или даже месяцев.

В целом они не представляют угрозы, но иногда приводят к некоторым

проблемам на Земле. Солнечные ветры, высвобожденные из короны,

способны образовывать магнитные бури, нарушающие работу спутниковых и

радиокоммуникационных систем. С другой стороны, они могут вызывать

факелов в хромосферу. Обычно находятся вблизи областей с сильными

магнитными полями (активных областей), часто окружают солнечные пятна.

Области хромосферы, занимаемые флоккулами, называют «флоккульными

полями». Иногда, следуя англоязычной литературе, в которой термин flocculi

считается устаревшим, флоккулы и флоккульные поля называют «пляжами»

На обычных (выполненных в белом свете) изображениях Солнца,

флоккулы практически не видны. Они наблюдаются в свете фраунгоферовых

линий средней и большой интенсивности на специально получаемых в

частотах этих линий снимках Солнца (спектрогелиограммах), где обычно

видны как яркие области размером в несколько минут дуги. Чаще всего

флоккулы наблюдают в свете линии водорода Hα и линий H и K

ионизованного кальция (CaII). В специальных случаях (в свете ряда

относительно слабых линий металлов или в линии HeI) могут, напротив,

выглядеть как тёмные области.

Флоккулы ориентированы вдоль силовых линий магнитного поля. В линии

Hα они выглядят характерным образом, напоминающим расположение

на Солнце: они заметны везде, где напряженность магнитного поля

превышает 5 Э. Яркость флоккул растет с напряжённостью поля (до полей в

несколько сотен Э).

Количество флоккул на диске Солнца меняется с солнечной активностью: в

период максимума солнечного цикла флоккулы, видимые в линии Hα, могут

покрывать до одной десятой площади диска Солнца.